Astronomi su pronašli planete koji bi, prema objavljenim mjerenjima, trebali biti više od deset puta masivniji od Zemlje, a pritom pretežno stjenoviti. No analiza njihovih svojstava upućuje na to da su neke od tih masa precijenjene. Aktivnost zvijezda oko kojih kruže mogla je poremetiti mjerenja i stvoriti pogrešnu sliku o građi tih planeta, poznatih kao mega-Zemlje.
Casey L. Brinkman i Nicolas B. Cowan sa Sveučilišta McGill u analizi dostupnoj kao preprint na arXivu upozoravaju da svih osam kandidata koje su izdvojili kruži oko aktivnih zvijezda. Pjege i druge promjene na zvjezdanoj površini mogu otežati mjerenje gibanja zvijezde izazvanog gravitacijom planeta. Ako se dio tog zvjezdanog signala pripiše planetu, njegova izračunata masa može biti previsoka.
Što astronomi nazivaju mega-Zemljom
Nazivi super-Zemlja, mini-Neptun i mega-Zemlja obuhvaćaju vrlo različite svjetove. NASA super-Zemlje opisuje kao planete masivnije od Zemlje, a lakše od Urana i Neptuna. Mogu biti pretežno stjenoviti, bogati plinom ili imati drukčiju kombinaciju tih sastojaka. Sama oznaka super-Zemlja ne govori ima li planet oceane, umjerenu klimu ili uvjete za život.
Naziv mega-Zemlja nema jedinstvenu, općeprihvaćenu definiciju. Brinkman i Cowan tim imenom opisuju planete s više od deset Zemljinih masa čije su gustoće u skladu sa stjenovitom građom. Razmatraju i nekoliko manje gustih planeta s mogućim većim udjelom vode i drugih hlapljivih tvari. Za takvu podjelu potrebno je poznavati i masu i polumjer.
Zemlja je najveći stjenoviti planet Sunčeva sustava. U rasponu između Zemlje i mnogo masivnijih Urana i Neptuna nema planeta koji bi nam poslužio kao primjer super-Zemlje ili mini-Neptuna. Mogući sastav takvih egzoplaneta astronomi određuju usporedbom izmjerenih masa i polumjera s modelima koji predviđaju različite udjele stijena, metala, vode i plina.
Kako astronomi mjere masu dalekog planeta
Polumjer i masa planeta najčešće se određuju različitim metodama. Kada planet prolazi ispred zvijezde, zaklanja dio njezine svjetlosti. Dubina tog tranzita, zajedno s poznatom veličinom zvijezde i drugim svojstvima sustava, omogućuje procjenu polumjera planeta. To još ne govori koliko je masivan.
Masa se često određuje praćenjem radijalne brzine zvijezde. Planet i zvijezda gibaju se oko zajedničkog središta mase. Dok se zvijezda malo približava promatraču i udaljava od njega, njezine se spektralne linije pomiču prema kraćim pa prema duljim valnim duljinama. Iz izmjerenog gibanja zvijezde, uz podatke o njezinoj masi i orbiti planeta, može se odrediti masa planeta.
Iz mase i polumjera računa se prosječna gustoća. Volumen pritom raste mnogo brže od polumjera: kugla dvostruko većeg polumjera ima osam puta veći volumen. U jednostavnom računskom primjeru planet s osam Zemljinih masa i polumjerom dvostruko većim od Zemljina imao bi jednaku prosječnu gustoću kao Zemlja. Kada bi mu procijenjena masa bila dvostruko veća, uz isti polumjer, i izračunata bi gustoća bila dvostruko veća.
U stvarnim stjenovitim planetima tlak sabija materijal, pa takav jednostavan omjer nije dovoljan za određivanje sastava. Ako je masa precijenjena, previsoka će biti i izračunata gustoća. Zbog toga bi astronomi mogli zaključiti da planet sadrži veći udio stijena i metala nego što ih doista ima.
Kako zvjezdane pjege ometaju mjerenja
Na zvjezdanoj površini nastaju tamnije pjege i svjetlija aktivna područja. Kako se zvijezda okreće, ta područja ulaze u vidokrug i izlaze iz njega, mijenjajući oblik spektralnih linija. Magnetska aktivnost utječe i na gibanje plina na površini.
Takve promjene mogu u mjerenjima nalikovati gibanju izazvanom planetom. Posebno ih je teško razdvojiti kada planet obilazi zvijezdu približno istim ritmom kojim se ona okreće. Ako se promjene izazvane aktivnošću zvijezde pripišu planetu, njegova masa može biti precijenjena.
Zvjezdana aktivnost već se uključuje u statističke modele kojima se obrađuju mjerenja. Teškoće nastaju kada je njezin signal usporediv sa signalom planeta ili kada su mjerenja prerijetka da bi se njihovi učinci mogli pouzdano razdvojiti. Zbog toga su, uz broj mjerenja, važni i razmaci među njima te istodobno praćenje aktivnosti zvijezde.
Osam neobičnih svjetova oko aktivnih zvijezda
Brinkman i Cowan analizirali su podatke o 333 planeta s polumjerima manjim od četverostrukog Zemljina polumjera i masama određenima metodom radijalne brzine. Izdvojili su četiri kandidata za stjenovite svjetove s više od deset Zemljinih masa i još četiri neobično gusta planeta koji bi mogli sadržavati više vode ili drugih težih hlapljivih tvari, uz malo vodika i helija.
Autori smatraju da bi zvjezdana aktivnost mogla objasniti njihove neuobičajeno visoke procjene mase. Među objektima je i GJ 523 b, o čijoj smo neobičnoj gustoći i orbiti već pisali. Ti su planeti zabilježeni i pri prolasku ispred svojih zvijezda. Sporna je procjena njihove mase, a time i zaključak o njihovoj gustoći i mogućoj građi.
Koliko procjene mogu biti nesigurne pokazuje HD 63433 b. Jedna je analiza dala masu od približno 37 Zemljinih masa, dok druga nije pouzdano izdvojila signal planeta u mjerenjima brzine zvijezde te je postavila gornju granicu od 21 Zemljine mase. Drugi tim nije mogao odrediti točnu masu, nego samo njezinu gornju granicu.
Zašto bi tako masivan planet trebao prikupiti mnogo plina
Planeti rastu u diskovima plina i prašine oko mladih zvijezda. Dovoljno masivna jezgra može brzo skupljati vodik i helij te izrasti u planet s velikim plinovitim omotačem. Koliko će plina planet prikupiti ovisi o uvjetima u disku i brzini kojom raste. Zbog toga deset Zemljinih masa nije čvrsta granica iznad koje stjenoviti planet nikako ne može postojati.
Vrlo masivan stjenovit planet mogao bi nastati i drukčije: sudarima manjih tijela nakon nestanka većine plina ili gubitkom vanjskih slojeva nekadašnjeg većeg planeta. Da bi se utvrdilo je li se neki planet tako razvio, najprije treba pouzdano odrediti njegovu masu.
Autori predlažu češća mjerenja radijalne brzine, uz istodobno praćenje zvjezdanih pjega i drugih pokazatelja aktivnosti. Ponovljene opservacije trebale bi pokazati ostaje li signal planeta jednako snažan i kada se aktivnost zvijezde promijeni. Takvi bi podaci pomogli utvrditi jesu li ti planeti doista toliko masivni i, ako jesu, kako su nastali bez debelih plinovitih omotača.
